Evidence for Second-Generation Black Hole Mergers, il post pubblicato da Ethan Siegel qualche giorno fa su Big Think, prende spunto da un importante studio apparso nel 2026 su Nature Astronomy firmato da Simona J. Miller (Caltech), intitolato Evidence Mounts for Hierarchical Black Hole Mergers.
La novità di tale studio non consiste nel dimostrare che la fusione di due buchi neri produce un nuovo buco nero (una conseguenza prevista dalla Relatività Generale osservata fin dalla prima rivelazione di onde gravitazionali nel 2015) quanto nel fatto che, analizzando l'insieme delle osservazioni di LIGO, Virgo e KAGRA, gli autori mostrano come alcuni dei buchi neri coinvolti nelle fusioni osservate presentino caratteristiche compatibili con un'origine gerarchica: sarebbero cioè essi stessi il prodotto di una fusione precedente e non direttamente del collasso di una stella (buchi neri di seconda generazione).
Prendendo le mosse da questa scoperta mi propongo in questo post di esplorarne le implicazioni più ampie, ricostruire una possibile storia dell'evoluzione dei buchi neri e proporre il concetto di archeologia gravitazionale, una prospettiva nella quale le onde gravitazionali non rivelano soltanto eventi cosmici, ma permettono di ricostruire la genealogia e l'evoluzione di tali enigmatici oggetti.
Sino a non molto tempo fa i buchi neri erano considerati il punto finale dell’evoluzione delle stelle più massicce: un astro nasce, vive per milioni o miliardi di anni trasformando elementi leggeri in elementi più pesanti attraverso la fusione nucleare e, una volta esaurito il combustibile del suo nucleo, la gravità prende il sopravvento.
Qualora la massa residua superi un certo limite, nessuna forza conosciuta riesce più a fermare il collasso: lo spazio-tempo si incurva progressivamente sino alla formazione di un orizzonte degli eventi.
Un buco nero era dunque percepito come una sorta di tomba cosmica: una stella muore e lascia dietro di sé un oggetto estremamente semplice, descritto dalla Relatività Generale attraverso soli tre parametri (massa, momento angolare e carica elettrica).
John Wheeler sintetizzò questa idea nel celebre principio del “no hair theorem”: un buco nero, una volta formatosi, perde quasi ogni informazione sulle proprie origini.
Questa semplicità aveva però un effetto paradossale: sembrava cancellare la storia dell’oggetto.
Un buco nero di trenta masse solari prodotto dal collasso di una stella ed un altro di pari massa, nato invece da un processo completamente diverso, osservati dall’esterno risulterebbero praticamente indistinguibili: per molti decenni fu questa visione a dominare l’astrofisica.
Le osservazioni effettuate dagli attuali rivelatori di onde gravitazionali (LIGO, VIRGO e KAGRA) forniscono invece evidenze sempre più solide del fatto che alcuni buchi neri presentino una vera e propria storia evolutiva; non soltanto prodotto finale del collasso di stelle massicce ma risultato della fusione di altri buchi neri.
Sopravvivendo a queste collisioni tali oggetti celesti possono continuare a crescere e prendere parte a nuove fusioni, dando origine ad una vera e propria evoluzione gerarchica (in senso metaforico un buco nero può "avere una genealogia").
L'Universo non si limiterebbe a crearli dalla morte delle stelle, ma, in determinate condizioni, li riutilizzerebbe facendoli crescere attraverso successive fusioni e scrivendone una storia che l'osservazione delle onde gravitazionali sta iniziando a ricostruire.
L’idea di buco nero nasce dalla Relatività Generale di Albert Einstein pubblicata nel 1915: una teoria che descrive la gravità non come una forza che agisce a distanza ma come una deformazione della geometria dello spazio-tempo prodotta dalla presenza di massa ed energia.
Pochi mesi dopo la sua pubblicazione il fisico tedesco Karl Schwarzschild ne trovò la prima soluzione esatta, descrivendo il campo gravitazionale esterno di una massa sferica non rotante che evidenziava una strana conseguenza: qualora una massa venga compressa entro un raggio critico (raggio di Schwarzschild) la curvatura dello spazio-tempo diventa così estrema da impedire a qualsiasi segnale (perfino alla luce) di sfuggire la sua attrazione.
È l'idea teorica da cui sarebbe nato, molti decenni più tardi, il moderno concetto di buco nero.
Tale risultato fu considerato da molti una curiosità matematica (1), ma già nel 1939 Robert Oppenheimer ed Hartland Snyder dimostrarono, usando le equazioni della RG, che una stella sufficientemente massiccia, terminata la fase di combustione nucleare, avrebbe potuto collassare indefinitamente. (2)
Era indispensabile ottenere una conferma osservativa ma, dato che un buco nero non emette luce, un telescopio tradizionale (uno strumento in grado di osservare soltanto fotoni) era inadatto al compito richiesto.
Al fine di ottenere prova dell'esistenza dei buchi neri ci si affidò allora alla ricerca di effetti indiretti causati dalla loro presenza quali la perturbazione delle orbite di oggetti vicini e l'emissione di radiazione X. (3)
In aggiunta ai due metodi appena indicati la RG ne suggeriva un terzo: l'emissione di onde gravitazionali prodotte dalla fusione di due oggetti estremamente compatti quali i buchi neri o le stelle di neutroni.
Quando grandi masse accelerano violentemente la geometria dello spazio-tempo viene modificata e vengono generate onde gravitazionali, increspature che si propagano in ogni direzione alla velocità della luce.
Pur previste da Einstein sin dal 1916 è stato necessario un secolo per disporre della tecnologia adatta a rilevarne l'esistenza.
Il motivo di questo "ritardo" sta la loro estrema debolezza: la fusione di due buchi neri, ciascuno con massa decine di volte superiore a quella del Sole, libera energia sotto forma di onde gravitazionali in grado di superare (per pochi istanti) quella emessa da tutte le stelle dell’Universo osservabile, ma quando - dopo miliardi di anni di viaggio - raggiungono i nostri strumenti, producono una deformazione dello spazio inferiore ad una frazione delle dimensioni di un protone.
La costruzione di antenne gravitazionali in grado di rilevare tali minuscole deformazioni è stata una delle imprese tecnologiche più sofisticate mai realizzate.
Alle 09:50:45 UTC del 14 settembre 2015 i due interferometri del progetto LIGO, situati uno a Livingston l'altro ad Hanford, registrarono un segnale durato appena due decimi di secondo: un rapido aumento di frequenza seguito da una diminuzione, il caratteristico chirp prodotto dall’avvicinamento finale di due oggetti compatti.
L’analisi successiva mostrò che si trattava della fusione di due buchi neri - uno di circa 36 e l'altro di circa 29 masse solari - che produsse un buco nero di circa 62 masse solari; le tre masse solari mancanti erano state trasformate in energia gravitazionale.
L’evento fu indicato col nome di GW150914 e rappresentò la nascita di una nuova forma di astronomia: osservare l’Universo attraverso lo spazio-tempo. (4)
"... Mentre la luce ci racconta ciò che gli oggetti fanno, le onde gravitazionali ci raccontano come lo spazio-tempo stesso reagisce al loro movimento ..."
I tradizionali osservatori (a terra o in orbita) sono in grado di rilevare la radiazione elettromagnetica in tutte le sue bande, luce visibile, onde radio, raggi X, raggi gamma; le antenne gravitazionali rilevano invece le onde gravitazionali che ci permettono non soltanto di identificare dove si trovi un oggetto (tramite la triangolazione) ma anche come si muova, e nel caso si tratti di buchi neri di ricostruirne proprietà - massa, rotazione, inclinazione orbitale e dinamica della fusione - impossibili da ottenere con altri strumenti.
Negli anni successivi, aumentando il numero degli eventi osservati, qualcosa non tornava: alcuni buchi neri coinvolti nelle fusioni risultavano possedere masse troppo elevate per essere facilmente spiegate dal collasso stellare, altri sembravano avere caratteristiche compatibili con una precedente fusione.
Era come se nel catalogo degli eventi sin lì raccolti apparisse una nuova popolazione.
... e se alcuni buchi neri non fossero nati da stelle, ma da altri buchi neri?
Quando LIGO iniziò a rivelare le prime fusioni tra buchi neri nessuno si aspettava che i soggetti coinvolti fossero così massicci. (5)
Mano a mano che nuovi eventi venivano catalogati - iniziando "a fare statistica" - una parte di questi sembrava coinvolgere corpi dotati di una massa compresa in un intervallo che la teoria dell'evoluzione stellare considerava "quasi vietata": non masse più grandi del previsto ma buchi neri che, secondo i modelli più accreditati, non avrebbero dovuto esistere.
Per comprendere la rilevanza di questo risultato è opportuno ricordare il ciclo di vita delle stelle di grandi dimensioni.
Una stella vive in un delicato equilibrio tra due forze contrapposte: da un lato la gravità, che tende a comprimere la materia verso il centro, dall’altro l’energia prodotta dalla fusione nucleare che genera una pressione diretta verso l’esterno.
Finché queste due forze rimangono bilanciate la stella mantiene la propria stabilità; tuttavia questo equilibrio è più fragile nelle stelle molto massicce.
Una stella con una massa decine di volte superiore a quella del Sole ha una vita relativamente breve, dell’ordine di pochi milioni di anni.
Per sostenere il proprio peso sviluppa al suo interno temperature e pressioni estreme, condizioni che accelerano il consumo del combustibile nucleare.
Il suo nucleo attraversa così, in tempi cosmici molto rapidi, le successive fasi di fusione: dall’idrogeno all’elio, al carbonio, al neon, all’ossigeno ed infine al silicio.
Al termine di questo processo il nucleo si arricchisce di ferro, un elemento che rappresenta il punto finale della fusione nucleare in una stella massiccia in quanto "bruciare ferro" richiede più energia di quanta ne produce il processo di fusione.
Quando il nucleo risulta composto principalmente da ferro la stella perde il suo ultimo sostegno e la gravità prende il sopravvento.
Nelle stelle di massa ordinaria la pressione di radiazione rappresenta solo una parte del sostegno contro la gravità, mentre in quelle estremamente massicce diventa il principale meccanismo che ne garantisce l'equilibrio.
Il nucleo può raggiungere temperature superiori a miliardi di kelvin e, a queste energie, i fotoni gamma prodotti all'interno della stella diventano così energetici da poter creare spontaneamente coppie di particelle:
γ + γ → e− + e+
Un fotone si trasforma cioè in una coppia formata da un elettrone ed un positrone (sua antiparticella): l'energia pura della radiazione si converte in materia.
In seguito a tale trasformazione, la pressione esercitata dai fotoni diminuisce (infatti una parte dell'energia che sosteneva la stella viene sottratta per creare particelle), il nucleo perde equilibrio ed inizia a contrarsi.
La contrazione aumenta ulteriormente la temperatura e vengono così prodotte ancora più coppie elettrone-positrone: si crea cioè un processo autoalimentato e la stella entra nell'instabilità di coppia (pair instability).
L'instabilità di coppia non produce sempre lo stesso risultato (dipende dalla massa del nucleo stellare):
nei casi meno estremi si verifica la Pulsational Pair Instability (PPI): la formazione di coppie elettrone-positrone riduce la pressione di radiazione, il nucleo si contrae e l'ossigeno si accende in modo esplosivo. La stella allora espelle enormi quantità di materia in una o più pulsazioni, ma può sopravvivere e collassare in seguito formando un buco nero, sebbene con una massa notevolmente ridotta.
Se invece il nucleo è ancora più massiccio si entra nel regime della Pair-Instability Supernova (PISN): l'esplosione è così violenta da distruggere completamente la stella che non lascia alcun residuo, né un buco nero né una stella di neutroni.
La presenza di questi due fenomeni comporta una conseguenza fondamentale: l'esistenza di un intervallo di masse (pair-instability mass gap) nel quale le stelle non possono produrre direttamente buchi neri.
Al di sotto di una certa soglia, il collasso stellare può generare un buco nero; a masse intermedie le pulsazioni eliminano gran parte del materiale prima del collasso; a masse ancora maggiori la stella viene completamente distrutta dalla supernova da instabilità di coppia.
Per molto tempo si è stimato che tale intervallo riguardasse approssimativamente buchi neri tra circa le 50 e le 120 masse solari; oggi sappiamo che il confine dipende da molte variabili, quali la composizione chimica della stella, la quantità di elementi pesanti (metallicità), la velocità di rotazione, la perdita di massa attraverso venti stellari, campi magnetici o interazioni con una stella compagna.
Le stelle povere di metalli, tipiche dell'Universo primordiale, perdono meno massa attraverso il vento stellare e possono produrre buchi neri più pesanti.
Ma anche considerando tutte queste possibilità rimane difficile spiegare la presenza di alcuni tra gli oggetti identificati dalle antenne gravitazionali.
Il 21 maggio 2019 i rivelatori LIGO e Virgo registrarono un segnale molto particolare, un evento che fu chiamato GW190521.
A differenza delle fusioni precedenti il segnale rilevato era estremamente breve, indizio di una rapida fusione tra due buchi neri molto massicci. (6)
Per la prima volta si era palesato un candidato convincente di buco nero di massa intermedia, una categoria ipotizzata da decenni ma difficile da osservare.
Il dato interessante stava tuttavia nella massa stimata dei suoi progenitori: un buco nero di 85 masse solari è esattamente il tipo di oggetto che la fisica della pair-instability rende problematico.
Una possibilità era che GW190521 non rappresentasse la fusione di due buchi neri stellari, ma una seconda generazione: due stelle massicce muoiono, formano due buchi neri più piccoli che si incontrano e si fondono, nasce un buco nero più grande che partecipa ad una seconda fusione.
In questo scenario il mass gap non è più un problema in quanto la natura non ha violato la fisica stellare: il buco nero non proviene da una stella ma è il prodotto di una precedente collisione cosmica.
GW190521 aprì un acceso dibattito in quanto la fusione gerarchica era una spiegazione molto interessante, ma non l'unica: alcuni studi proposero che i due buchi neri potessero essersi incontrati su orbite altamente eccentriche, forse in un ambiente molto denso; altri considerarono la possibilità di una fusione avvenuta nel disco di accrescimento di un nucleo galattico attivo; altri ancora - più speculativi - ipotizzarono un contributo di buchi neri primordiali formati non da stelle ma dalle condizioni estreme dell'Universo uscito dal Big Bang. (7)
Negli anni successivi, con l'aumento del numero degli eventi osservati, gli astronomi sono passati dallo studiare le singole fusioni allo studio di una popolazione.
La domanda diventò allora: "Il catalogo completo delle fusioni è compatibile con un Universo nel quale esistono buchi neri di seconda generazione?"
I buchi neri identificati negli anni successivi da LIGO e Virgo dotati di masse compatibili con il mass gap sembravano suggerire una storia diversa dal semplice collasso stellare, ma la massa da sola non è sufficiente per ricostruire l'origine di un buco nero (8): un oggetto molto massiccio potrebbe, almeno in linea teorica, essere prodotto anche attraverso scenari stellari estremi (quali stelle povere di metalli, rotazione elevata, evoluzioni binarie complesse o modelli ancora incompleti della perdita di massa).
Per distinguere una popolazione nata dal collasso stellare da una popolazione nata da precedenti fusioni serviva un'altra informazione che si trova nascosta nella rotazione.
Lo spin di un buco nero è uno dei parametri più importanti previsti dalla Relatività Generale che descrive il momento angolare dell'oggetto, cioè la quantità di moto associata alla sua rotazione.
Un buco nero non è una sfera solida che ruota nello spazio come una stella o un pianeta: la sua rotazione è una proprietà della geometria dello spazio-tempo circostante.
Un buco nero in rotazione è descritto dalla soluzione di Kerr alle equazioni di Einstein ottenuta dal matematico neozelandese Roy Kerr nel 1963.
La metrica di Kerr mostra che un buco nero rotante trascina con sé lo spazio-tempo vicino all'orizzonte degli eventi, un fenomeno definito frame dragging.
Lo spin viene espresso attraverso un parametro adimensionale (parametro di spin) così ottenuto:
a = cJ / GM^2
dove J è il momento angolare, M la massa del buco nero, G la costante gravitazionale e c la velocità della luce.
Il valore di questo parametro (9) è compreso tra: 0 ≤ a < 1
Quando due buchi neri si fondono, la loro energia orbitale viene trasformata in onde gravitazionali ed in rotazione del nuovo oggetto. (10)
La relatività numerica, cioè la simulazione delle equazioni di Einstein mediante supercomputer, ha mostrato che due buchi neri di massa simile che si fondano producono quasi sempre un buco nero finale con uno spin vicino a ≈ 0,7 , un valore che emerge indipendentemente da molti dettagli iniziali. (11)
È una conseguenza della dinamica gravitazionale della fusione, e per questo motivo lo spin può essere considerato una sorta di firma della fusione precedente.
Non è una prova assoluta presa isolatamente, ma diventa un indizio molto potente quando compare insieme ad altri elementi quali massa nel mass gap, distribuzione statistica anomala e ambiente favorevole alle fusioni multiple.
Potremmo ora chiederci come sia possibile ricavare dati sulla rotazione di un oggetto dal quale non esce alcuna luce: come fanno le antenne gravitazionali a misurare lo spin?
La risposta sta nella forma dell'onda gravitazionale: quando due buchi neri orbitano uno intorno all'altro producono onde gravitazionali la cui frequenza aumenta progressivamente (l'andamento chiamato chirp di cui abbiamo già detto all'inizio di questo post).
La forma precisa del segnale dipende da numerosi parametri quali le masse dei due oggetti, la loro distanza, l'inclinazione dell'orbita, gli spin individuali e l'orientazione degli assi di rotazione.
Durante le ultime orbite, appena prima della fusione, lo spin modifica la dinamica orbitale attraverso effetti relativistici quali la precessione dell'orbita, le variazioni nella frequenza del segnale e le modifiche nella fase dell'onda.
Gli interferometri non "vedono" direttamente la rotazione del buco nero ma la ricostruiscono confrontando il segnale osservato con milioni di forme d'onda calcolate teoricamente: si tratta di un metodo simile a quello usato in molte aree della fisica dove non si misura direttamente il fenomeno ma si deduce dai suoi effetti.
Gli studi più recenti sui cataloghi LIGO-Virgo-KAGRA hanno iniziato a mostrare un quadro coerente: i buchi neri compatibili con una formazione gerarchica sembrano avere alcune caratteristiche comuni quali masse elevate (spesso nella regione difficile da spiegare con il collasso stellare), spin compatibili con fusioni precedenti, valori prossimi al risultato atteso per un prodotto di fusione e distribuzioni statistiche diverse rispetto ai normali buchi neri stellari.
Oggi i modelli che includono fusioni gerarchiche riescono a spiegare alcune caratteristiche dei dati che i modelli basati soltanto sull'evoluzione stellare faticano a riprodurre, tuttavia la storia non è così semplice e non possiamo ancora trarre conclusioni definitive.
Ogni fusione comporta un rischio: le onde gravitazionali non vengono emesse necessariamente in modo perfettamente simmetrico e, qualora la distribuzione dell'energia irradiata fosse sbilanciata, il nuovo buco nero riceve un "calcio gravitazionale" (gravitational recoil) nell'ambito del quale la velocità di rinculo può raggiungere le migliaia di chilometri al secondo (12): così capita che il buco nero appena formato venga espulso dall'ambiente in cui è nato.
Ecco quindi un altro elemento fondamentale nella teoria delle fusioni gerarchiche: non basta che due buchi neri si fondano, il prodotto deve anche sopravvivere.
Solo gli ambienti con una gravità sufficientemente intensa possono trattenere il nuovo oggetto e permettergli di partecipare ad una seconda fusione.
La crescita gerarchica diventa quindi un processo selettivo, un'evoluzione con generazioni successive.
Una prima generazione di buchi neri nasce dal collasso stellare: alcuni di questi, in ambienti molto densi, si incontrano, si fondono e nasce una seconda generazione di buchi neri, più grandi e dotati di uno spin caratteristico.
Tra questi alcuni vengono espulsi, altri invece rimangono nell'ambiente originale: quelli sopravvissuti possono fondersi nuovamente e dar luogo ad una terza generazione.
Tale processo potrebbe continuare con nuove generazioni oltre la terza, ma una tale eventualità si scontra con il progressivo aumento delle probabilità di espulsione e la contestuale diminuzione del numero di buchi neri disponibili per la nuova fusione presenti nell'ambiente.
La conseguenza di questa scoperta non riguarda soltanto i buchi neri ma il modo stesso in cui osserviamo l'Universo: per molto tempo l'astronomia è stata una scienza prevalentemente descrittiva (misuravamo stelle, galassie, nebulose) mentre oggi le onde gravitazionali stanno introducendo una dimensione storica: non vediamo soltanto un buco nero ma cerchiamo di capire da quale processo sia nato, quali eventi ha attraversato e se ha già partecipato ad altre fusioni in precedenza.
Massa e spin diventano tracce del passato e le onde gravitazionali "strumenti di archeologia cosmica".
Rimane un punto da chiarire: se alcuni buchi neri possono nascere dalla fusione di altri buchi neri dove è più probabile possa avvenire un tale processo?
Due buchi neri possono orbitare per miliardi di anni senza mai incontrarsi: la probabilità di una fusione dipende dalla densità dell'ambiente, dalla quantità di oggetti compatti presenti e dai meccanismi dinamici che possono avvicinarli.
La formazione di una "dinastia" di buchi neri richiede condizioni particolari quali la presenza di molti buchi neri nello stesso ambiente, di interazioni gravitazionali frequenti, di un campo gravitazionale abbastanza intenso da trattenere i prodotti delle fusioni e di tempo sufficiente perché il processo possa ripetersi.
Sono state individuate quattro regioni dell'Universo ("laboratori cosmici") che potrebbero soddisfare tali condizioni:
Gli ammassi globulari: enormi aggregati sferici contenenti da centinaia di migliaia a milioni di stelle concentrate in uno spazio relativamente piccolo.
A differenza delle galassie, dove le stelle sono distribuite su distanze enormi, negli ammassi globulari gli incontri gravitazionali sono molto più frequenti.
Sono oggetti antichissimi, formatisi oltre 10 miliardi di anni fa quando l'Universo era ancora "giovane".
Al loro interno sono nate numerose stelle massicce che hanno terminato rapidamente la loro evoluzione formando buchi neri stellari.
I modelli tradizionali prevedono che molti tra i buchi neri formatisi venissero espulsi dall'ammasso, ragion per cui si riteneva che in tali ambienti le popolazioni di buchi neri fossero limitate; sino a che, osservazioni più recenti, hanno tuttavia modificato questa visione.
Diversi studi hanno dimostrato che gli ammassi globulari possono trattenere più buchi neri di quanto previsto, e questo ha riaperto la possibilità che siano luoghi fertili per fusioni multiple.
Il meccanismo sarebbe relativamente semplice: molte stelle massicce formano buchi neri che, a causa della "segregazione di massa", affondano verso il centro dell'ammasso.
Gli incontri ravvicinati diventano così più frequenti, si formano alcuni sistemi binari di buchi neri e la perdita di energia attraverso l'emissione di onde gravitazionali porta alla loro fusione.
Resta tuttavia il problema legato al rinculo gravitazionale durante la fusione: solo quelli più massicci e compatti sarebbero in grado di trattenendo il nuovo buco nero al proprio interno.
Un'altra possibilità riguarda gli ammassi stellari giovani che ancor oggi si formano all'interno delle galassie, là dove la formazione stellare risulti più intensa.
Possono contenere migliaia o milioni di stelle appena nate e la loro caratteristica più importante è la densità.
Nei primi milioni di anni di storia della loro evoluzione le stelle massicce possono essere ancora presenti e le interazioni dinamiche estremamente frequenti.
In questi ambienti può realizzarsi un processo chiamato collasso del nucleo: le stelle più pesanti migrano verso il centro dell'ammasso e, se la densità diventa sufficientemente elevata, possono verificarsi fusioni stellari prima ancora che le stelle abbiano completato la loro evoluzione.
Il risultato può essere una stella estremamente massiccia che collassa formando un buco nero di grande massa.
Questo scenario è interessante perché potrebbe produrre "semi" per successive fusioni.
I nuclei galattici attivi (Active Galactic Nuclei, AGN): al centro di quasi tutte le grandi galassie conosciute si trova un buco nero supermassiccio, e quando questo oggetto cattura grandi quantità di gas il materiale forma un disco di accrescimento luminosissimo. (13)
Tale disco potrebbe avere un ruolo nella creazione di fusioni tra buchi neri: al suo interno potrebbero trovarsi numerosi buchi neri stellari (provenienti dalla popolazione della galassia) sul cui moto il gas del disco esercita una resistenza (14) provocando così una perdita di energia orbitale e conseguente spostamento verso regioni più dense.
Il disco tende poi ad allineare le orbite lungo un piano comune, aumentando la probabilità di incontri e fusioni. (15)
I quasar dell'Universo primordiale: le fusioni gerarchiche hanno un'importanza che va oltre i buchi neri stellari e tocca uno dei grandi problemi della cosmologia moderna, la presenza di buchi neri supermassicci già nelle prime epoche dell'Universo.
Quasar osservati quando l'Universo aveva meno di un miliardo di anni ospitano buchi neri con masse superiori al miliardo di masse solari, e non è ancora chiaro il processo attraverso il quale siano cresciuti così rapidamente. (16)
Una possibilità è che la crescita gerarchica abbia contribuito alla loro formazione: buchi neri prodotti dalle prime stelle potrebbero aver dato luogo a fusioni multiple con conseguente formazione di buchi neri di massa intermedia, ed un successivo ed ulteriore accrescimento di gas alla nascita dei primi semi dei buchi neri supermassicci.
In questo scenario le fusioni costituirebbero un possibile ingrediente fondamentale dell'evoluzione cosmica.
In conclusione, le fusioni gerarchiche sono oggi una possibilità fortemente studiata ma non una spiegazione universale: non tutti i buchi neri massicci devono necessariamente avere antenati gravitazionali.
L'evoluzione stellare è un argomento complesso e non ancora completamente compreso: gli eventi osservati da LIGO rappresentano soltanto una piccola finestra dell'intero Universo.
Non è ancora chiaro quale percentuale di fusioni provenga da ammassi stellari, quale dagli AGN, quale da sistemi binari isolati, e quanto spesso avvengono fusioni di seconda e terza generazione. (17)
La scoperta di possibili buchi neri di seconda generazione apre una domanda ancora più grande: se un buco nero può nascere dalla fusione di altri due buchi neri, questo processo può continuare su scale sempre maggiori?
Ci stiamo cioè chiedendo se genealogie dei buchi neri stellari possano essere collegate alla nascita dei giganteschi buchi neri che abitano il centro delle galassie.
Quando oggi osserviamo l'Universo primordiale vediamo galassie molto giovani che ospitano già buchi neri con masse di centinaia di milioni o miliardi di masse solari, oggetti che esistevano quando l'Universo aveva meno di un miliardo di anni (un tempo brevissimo dal punto di vista cosmico).
Come hanno fatto a crescere così tanto e così rapidamente?
Un buco nero supermassiccio non nasce direttamente con miliardi di masse solari, deve esistere un "seme" iniziale.
Le ipotesi sinora proposte sono tre:
I semi sono nati dalle prime stelle dell'Universo, le cosiddette stelle di popolazione III, formatesi poche centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang e molto più massicce di quelle attuali in quanto l'Universo primordiale conteneva quasi esclusivamente idrogeno ed elio. Alla loro morte avrebbero potuto lasciare buchi neri di decine o forse centinaia di masse solari, tuttavia passare da cento masse solari ad un miliardo di masse solari richiede una crescita estremamente rapida.
La formazione di "semi pesanti": in particolari condizioni grandi quantità di gas primordiale potrebbero esser collassate direttamente formando buchi neri con masse iniziali nell'ordine di migliaia o centinaia di migliaia di masse solari. Questo scenario, chiamato direct collapse, evita almeno in parte il problema della crescita successiva ma richiede condizioni ambientali molto particolari.
La crescita gerarchica: secondo questo scenario una parte della crescita dei buchi neri potrebbe esser avvenuta attraverso una successione di fusioni che da luogo ad una sorta di albero evolutivo cosmico. Un tale modello potrebbe spiegare la presenza di buchi neri con massa tra circa cento e centomila masse solari che appartengono alla categoria dei buchi neri di massa intermedia (Intermediate Mass Black Holes, IMBH), per decenni una delle grandi "popolazioni mancanti" dell'astrofisica: troppo grandi per essere prodotto dal collasso di una singola stella e troppo piccoli per essere classificati come supermassicci, tali oggetti potrebbe rappresentare una fase evolutiva intermedia. Qualora si rilevassero comuni nell'Universo primordiale potrebbero essere stati loro i precursori dei primi buchi neri supermassicci. Finora la loro osservazione è stata difficile: emettono poca radiazione se non stanno accrescendo materia, sono troppo piccoli per essere studiati con le tecniche usate per i buchi neri galattici e le loro fusioni producono segnali gravitazionali difficili da rilevare con gli strumenti attuali. (18)
Oggi sappiamo che quasi tutte le grandi galassie ospitano un buco nero supermassiccio centrale, e che esiste una relazione tra la massa del buco nero e le proprietà della galassia ospite: la massa del buco nero sembra correlata con quella del rigonfiamento centrale della galassia (bulge).
Questa relazione suggerisce che buchi neri e galassie non siano cresciuti indipendentemente ma si siano evoluti insieme.
Quando due galassie si fondono anche i loro buchi neri centrali possono avvicinarsi: dopo una complessa danza gravitazionale possono dar luogo ad un sistema binario ed infine fondersi tra loro producendo alcune delle onde gravitazionali più intense previste dalla Relatività Generale.
Ad oggi la frequenza di queste fusioni ed il loro contributo alla crescita dei buchi neri supermassicci sono ancora oggetto di studio.
È importante distinguere due processi:
la prima genealogia riguarda i buchi neri stellari: masse di poche decine di masse solari, fusioni in ammassi o ambienti densi e possibile formazione di buchi neri intermedi.
La seconda riguarda i giganti galattici: masse da milioni a miliardi di masse solari, accrescimento di gas, fusioni tra galassie e crescita cosmica su tempi lunghi.
I due fenomeni potrebbero essere collegati, ma non sono necessariamente la stessa cosa: la natura probabilmente utilizza più strade. (19)
Gli attuali interferometri hanno già rivoluzionato l’astronomia ma presentano dei limiti: la loro sensibilità determina la distanza alla quale possiamo osservare le fusioni e la precisione con cui possiamo ricostruire i parametri fisici.
La prossima generazione di rivelatori - Einstein Telescope (ET) e Cosmic Explorer (CE) - promette un salto enorme aumentando il volume di Universo osservabile alle onde gravitazionali: fusioni più lontane, più antiche e più deboli.
Così come succede con la radiazione elettromagnetica anche le onde gravitazionali ci consegnano informazioni preservate dal passare del tempo: una fusione osservata oggi potrebbe essere avvenuta miliardi di anni fa in una galassia che oggi è cambiata completamente: i nuovi rilevatori potranno osservare popolazioni di buchi neri nate quando l’Universo era molto più giovane, rivelare il momento in cui sono comparsi i primi buchi neri di massa intermedia e mostrare se le fusioni gerarchiche erano già comuni nelle prime generazioni cosmiche.
L’astronomia gravitazionale diventerà una forma di archeologia ricostruendo processi scomparsi da miliardi di anni.
L’aumento della sensibilità degli strumenti produrrà inevitabilmente enormi quantità di dati: separare un segnale gravitazionale autentico dal rumore prodotto dall’ambiente terrestre richiederà analisi estremamente sofisticate.
Già oggi vengono utilizzati algoritmi di apprendimento automatico per identificare rapidamente possibili eventi, ma in futuro il ricorso all’intelligenza artificiale sarà ancora più indispensabile per classificare milioni di segnali, confrontare rapidamente modelli teorici, individuare anomalie e cercare popolazioni rare di fusioni (specie per gli eventi di seconda generazione).
Se esistono molte famiglie di buchi neri con storie diverse sarà necessario riconoscere schemi nascosti nei dati: non basterà trovare una singola firma, sarà indispensabile ricostruire una mappa evolutiva.
LISA, di cui abbiamo già parlato, potrà osservare frequenze gravitazionali molto più basse, emesse da oggetti molto massicci quali sistemi binari di buchi neri supermassicci, fusioni tra galassie, buchi neri di massa intermedia e sistemi compatti nella nostra galassia.
Sarà particolarmente importante per comprendere la crescita dei giganti cosmici.
Quando due galassie si fondono i loro buchi neri centrali iniziano una lunga danza gravitazionale che può durare milioni di anni, e le onde gravitazionali prodotte durante questo processo sono del tutto diverse da quelle osservabili dalle attuali antenne gravitazionali. (20)
La vera rivoluzione è oggi arrivata con l’astronomia multimessaggera, cioè la combinazione di più osservazioni condotte con strumenti diversi: un evento gravitazionale - quale GW170817, la prima fusione osservata tra due stelle di neutroni accompagnata da una controparte elettromagnetica - è stato confrontato con luce ottica, raggi X, onde radio, neutrini ed informazioni sulla galassia ospite.
Per i buchi neri la situazione è più difficile perché non emettono luce direttamente; tuttavia alcune fusioni che avvengono in ambienti ricchi di gas, come i dischi degli AGN, potrebbero produrre segnali elettromagnetici associati.
La combinazione di diverse osservazioni permetterà di capire non soltanto che due buchi neri si sono fusi, ma dove e in quale ambiente cosmico è avvenuto l’evento.
Ogni nuova osservazione apre nuove domande:
Le fusioni gerarchiche sono una realtà? Sì, probabilmente esistono.
Quanto sono comuni? Ancora non lo sappiamo.
Sono il meccanismo principale che produce buchi neri massicci? Non è dimostrato.
Sono fondamentali per spiegare i primi buchi neri supermassicci? È una possibilità, ma ancora oggetto di ricerca.
La scienza procede attraverso questa distinzione: una scoperta non chiude una storia, ne apre una nuova.
L’Universo, che per lungo tempo abbiamo immaginato come una collezione di oggetti immobili nello spazio, appare oggi sempre più come una rete di trasformazioni: le stelle hanno una vita, le galassie una storia ed i buchi neri una possibile genealogia.
In questo contesto le onde gravitazionali ci hanno insegnato ad ascoltare la memoria dello spazio-tempo, ed in quella memoria abbiamo scoperto che anche il buio ha una storia.
Note:
(1) Einstein rimase scettico sulla possibilità che in natura potessero esistere configurazioni estreme: nel 1939 pubblicò su Annals of Mathematics l'articolo On a Stationary System with Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses nel quale sosteneva che un collasso gravitazionale completo non sarebbe probabilmente mai avvenuto in condizioni realistiche.
(2) Vedi On Continued Gravitational Contraction di J. R. Oppenheimer & H. Snyder pubblicato su Physical Review nel 1939.
(3) Il primo metodo citato consiste nell’osservare il moto delle stelle: una stella che orbiti intorno ad un punto che non emette alcuna radiazione elettromagnetica suggerisce l'esistenza in quella posizione di un oggetto invisibile dotato di grande massa. Così è stato individuato al centro della Via Lattea Sagittarius A* , un buco nero supermassiccio di circa quattro milioni di masse solari.
Il secondo si basa invece sulle proprietà dei gas: quando materia proveniente da una stella compagna precipita verso un buco nero si forma un disco di accrescimento all'interno del quale si raggiungono temperature nell'ordine dei milioni di gradi e viene quindi emessa radiazione X.
(4) Vedi Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger di B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) pubblicato su Physical Review Letters nel 2016.
(5) Le osservazioni condotte con osservatori tradizionali nei sistemi binari a raggi X indicavano masse generalmente comprese tra circa 5 e 20 masse solari, con solo pochi casi superiori.
GW150914, la prima fusione osservata, risultò coinvolgere due buchi neri di circa 36 e 29 masse solari, valori superiori alla maggior parte degli oggetti conosciuti nella Via Lattea.
(6) La successiva analisi indicò una fusione tra un buco nero di circa 85 ed uno di circa 66 masse solari, prodotto finale un buco nero di circa 142 masse solari.
(7) Il fatto che siano state avanzate ipotesi alternative ci ricorda un principio fondamentale della scienza: un singolo evento raramente è sufficiente di per sé, una scoperta diventa solida quando emerge una struttura nei dati.
(8) Se potessimo osservare soltanto la massa di una persona sapremmo ben poco della sua storia; riuscendo a leggerne il DNA potremmo ricavare informazioni sui genitori, gli antenati, le migrazioni e le parentele.
Per i buchi neri accade qualcosa di simile: "... la massa dice quanto pesa un buco nero mentre lo spin ci racconta parte della sua storia ..."
(9) Un valore vicino a zero indica un buco nero quasi non rotante mentre un valore vicino a uno indica un buco nero estremamente rotante, vicino al limite teorico imposto dalla relatività generale.
Il limite a=1 rappresenta il cosiddetto buco nero di Kerr estremo, una configurazione ideale nella quale l'orizzonte degli eventi ruota alla massima velocità consentita.
I buchi neri reali raramente raggiungono valori così estremi.
(10) Quando un buco nero interagisce gravitazionalmente con altre stelle o con altri buchi neri può ricevere energia ed aumentare la propria velocità di rotazione; questo processo, chiamato interazione a tre corpi, tende a espellere gli oggetti più massicci verso l'esterno.
(11) Quel numero è diventato una sorta di DNA gravitazionale.
(12) In condizioni estreme sono state calcolate velocità superiori a 4.000 km/s.
Per confronto la velocità di fuga dalla Terra è circa 11 km/s, quella dal Sole circa 600 km/s, quella di molte galassie nane poche centinaia di km/s.
(13) Questi sistemi possono emettere più energia di quanta ne venga emessa da tutte le stelle della galassia.
(14) Questo fenomeno è chiamato migrazione gassosa.
(15) In un certo senso il disco di un AGN può funzionare come una gigantesca "pista cosmica" nella quale molti buchi neri vengono concentrati e guidati verso collisioni successive.
(16) La crescita attraverso semplice accrescimento di gas potrebbe essere sufficiente in alcuni casi, ma richiede condizioni molto favorevoli.
(17) Avremo una risposta definitiva solo quando aumenterà il numero delle osservazioni.
(18) Gli interferometri terrestri come LIGO e Virgo hanno un limite fondamentale: le loro dimensioni sono grandi, ma non abbastanza per osservare onde gravitazionali con frequenze molto basse.
Bisognerà pertanto attendere LISA (Laser Interferometer Space Antenna), una missione spaziale dell'Agenzia Spaziale Europea prevista negli anni 30, che opererà nello spazio con bracci lunghi milioni di chilometri e sarà sensibile a frequenze diverse rispetto agli interferometri terrestri.
Potrà osservare fusioni di buchi neri con masse da migliaia a milioni di masse solari, sistemi binari nei nuclei galattici e processi di crescita dei buchi neri supermassicci.
Se la crescita gerarchica ha avuto un ruolo importante nella storia cosmica, LISA potrebbe osservare direttamente alcune delle sue tappe fondamentali.
(19) L'evoluzione dei buchi neri, come quella delle stelle e delle galassie, non segue un unico percorso; è semmai una storia con molti rami.
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(20) Avremo quindi accesso a una parte completamente nuova della storia evolutiva dei buchi neri.
